Share

یکشنبه ششم اوت ۲۰۱۷ (مصادف با چهاردهم مردادماه)، پنجاهمین سالگرد کشف تصادفی نخستین «تپ‌اختر» بود؛ اجرامی آسمانی که در این نیم‌قرن، به شاهدی بر نه فقط مکانیسم مرگ ستارگانِ سنگین‌وزن بدل شدند، بلکه همچنین زمینه را برای باور به وجود سیاهچاله‌ها، کشف نخستین سیارات فراخورشیدی، و اثبات غیرمستقیم یکی از کلیدی‌ترین پیش‌بینی‌های نظریه نسبیت عام اینشتین نیز فراهم کردند. همچنین می‌توان ماجرای پرافت‌وخیز کشف این اجرام مرموز آسمانی را نیز مصداقی کلاسیک از ساز و کار اکتشاف علمی، و به ویژه نقش خرد جمعی در  پیشبرد آن قلمداد کرد؛ نقشی که در این خصوص، سهم قابل توجه‌اش از آن یک زن بود.

جوسلین بل، کاشف چهار تپ‌اختر نخستین، در محوطه رصدخانه رادیویی مولارد متعلق به دانشگاه کیمبریج (مربوط به سال ۱۹۶۸)

از دید برخی، کشف تپ‌اخترها را می‌توان بزرگ‌ترین کشف اخترفیزیکی قرن بیستم خواند، نه فقط از این رو که زمینه را برای اهدای نخستین جایزه نوبل فیزیک به یک اخترفیزیکدان فراهم ساخت، بلکه همچنین از این رو که نگاه ما را به جهانی سراسر متفاوت از آنچه پیش‌تر تصور می‌شد گشود. تپ‌اخترها راهنمایی بودند برای ورود به جهانی که ستارگان پس از مرگ‌شان در آن زیست می‌کنند، و قواعد و عرفیات علم قدیم چندان به کار توصیف آن نمی‌آید.

در این مقاله سعی خواهد شد تا نخست با ارائه شرحی مختصر از ماجرای پرافت‌وخیز کشف تپ‌اخترها مروری بر زمینه‌های پذیرش واقعیت این اجرام در بین جامعه علمی صورت گیرد، و به همین پشتوانه، سپس زمینه برای سیاحتی مختصر به جهان پس از مرگ ستارگان برای خواننده میسر گردد.

 ۱ – کشف تپ‌اخترها

۱.۱ چشم‌انداز پس از جنگ: ظهور اخترشناسی رادیویی و معماهای جدید

دهه‌های نخست پس از جنگ جهانی دوم را حقاً می‌توان دوران طلایی «اخترشناسی رادیویی» قلمداد کرد؛ شاخه‌ای از علم اخترشناسی که به بررسی آسمان در امواج رادیویی می‌پردازد. پیشرفت‌ها از زمان کشف تصادفی نخستین منبع رادیویی آسمان در سال ۱۹۳۱ تا قریب به پانزده سال بعد که آتش جنگ فرونشست، نوید کشف هیچ چشم‌انداز جذابی را از این پنجره نوظهور به آسمان نمی‌داد.

اما با تأسیس دپارتمان‌های اخترشناسی رادیویی در دانشگاه‌های اروپا به همت مهندسین و فیزیکدانانی که سابقاً به پیشبرد فناوری رادار و تأسیسات پیچیده مخابراتی در بحبوحه جنگ یاری رسانده بودند، و همچنین به خدمت گرفتن آنتن‌ها و گیرنده‌های قوی جنگی در جهت مقاصد پژوهشی، افقی تازه فراروی این رشته نوظهور تعریف شد؛ به‌طوریکه پیشرفت‌هایی که طی تنها چند دهه در این حوزه به وقوع پیوست، تنها قابل مقایسه با دستاوردهای سالیان نخست پس از رواج تلسکوپ‌های نور مرئی بود.

از جمله کشفیات مهم این دوره می‌توان به کشف «کوازار»ها اشاره کرد؛ منابعی فوق‌العاده درخشان در امواج رادیویی، که در آن مقطع، ماهیت دقیق‌شان به دلیل توان تفکیک پایین رادیوتلسکوپ‌های وقت در هاله‌ای از ابهام بود. از طرفی تعیین موقعیت دقیق این اجرام در آسمان، و لذا جستجو در پی رد پای احتمالی‌شان در سایر بخش‌های طیف نور نیز با توان تفکیک اندک ابزارآلات رصدی موجود میسر نبود. همین مسأله به دست‌مایه‌ای برای رقابت دپارتمان‌های اخترشناسی رادیویی به منظور تعیین ماهیت این اجرام بدل شده بود.

در سال ۱۹۶۲، اخترشناس بریتانیایی سیریل هَزارد موفق شد با ثبت زمان دقیق اختفای یک کوازار در پشت قرص ماه، مختصات دقیق این جرم را در آسمان مشخص سازد. اما رصدهای این نقطه در نور مرئی چیزی را نشان نمی‌داد، جز ستاره‌ای کم‌فروغ که نور آن از خطوط طیفی نامتعارفی تشکیل شده بود. یک سال بعد، اخترشناس آلمانی مارتِن اشمیت متوجه شد که این خطوط طیفی مرموز در واقع همان خطوط طیفی متعارف عناصر هیدورژن و هلیوم هستند که به طریقی مرموزتر به سمت قرمز طیف جابجا شده‌اند. این پدیده که به «قرمزشدگی کیهانی» (cosmological redshift) معروف است، حکایت از گستره فضای مابین ما و جرم مدنظر دارد؛ به‌طوریکه هرچه این گستره بیشتر باشد، تأثیر انبساط فضا بر نور عبوری از آن نیز محسوس‌تر خواهد بود. این تأثیر، به شکل افزایش طول موج نور، و نقل مکان مشخصه‌های طیفی آن به سمت قرمز طیف نمود خواهد یافت.

با این حساب، طیف کوازارها دلالت بر فاصله سرسام‌آور آنها با ما داشت؛ فاصله‌ای ده برابر بیشتر از آنچه تا به آن مقطع اساساً محدوده جهان هستی قلمداد می‌شد. جهان یک‌شبه ده برابر شده بود، و وسعت فاصله این اجرام ناشناخته به حدی بود که با بزرگ‌ترین تلسکوپ‌های زمان نیز امکان تشخیص ساختار و حتی شکل دقیق‌شان امکان نداشت.

تصویر مارتن اشمیت بر جلد شماره یازدهم مارچ ۱۹۶۶ نشریه تایم. تیتر اصلی این شماره، “کنکاش در مرز عالم” بود.

در چنین شرایطی، آنتونی هیوویش، از اساتید وقت اخترفیزیک رادیویی دانشگاه کیمبریج، رهیافتی هوشمندانه را برای تعیین ابعاد کوازارها پیشنهاد کرد. ایده این بود که چنانچه پرتوهای رادیویی از بین یک محیط باردار بگذرند (مثلاً توده‌های گاز بارداری که پیوسته از خورشید خارج می‌شوند و به «باد خورشیدی» معروف‌اند)، مسیرشان دچار انکسار خواهد شد (همچون شکست نور در آب). ابعاد توده‌های باد خورشیدی نیز همچون امواج متحدالمرکزی که پس از تماس نوک انگشت‌مان با سطح آب انتشار می‌یابد، با فاصله گرفتن از خورشید، افزایش می‌یابد. همین تلاطم موج‌گونه‌ی باد خورشیدی می‌تواند نور اجرام رادیویی آسمان را از دید ما دچار «سوسو زدن» کند. ساز و کار این پدیده، دقیقاً شبیه به شکستن نور ستارگان در جو متلاطم زمین و لذا سوسو زدن آنهاست. اما چنانچه ابعاد ظاهری منبع مدنظر از ابعاد ظاهری این توده‌های متلاطم تجاوز کند، سوسوی منبع متوقف خواهد شد.

به عنوان یک نمونه ساده‌تر، حین رانندگی در ایام گرم تابستان، تصویر خودروهای دوردستی که از روبرو به ما نزدیک‌ می‌شوند، به‌ دلیل انکسار در جریانات هوای گرم برخاسته از سطح داغ جاده، در ابتدا حالتی متلاطم و سراب‌گونه دارد، اما به مجرد نزدیک‌تر شدن خودرو (و افزایش ابعاد ظاهری آن)، این تلاطم از میان می‌رود. در رأس لحظه از بین رفتن لرزش تصویر خودرو، با در اختیار داشتن ابعاد واقعی خودرو و فاصله آن از ما، می‌توان ابعاد متوسط ناهمگنی‌های هوای گرم برخاسته از سطح جاده را از طریق تعیین ابعاد ظاهری خودرو، به دست آورد.

کوازارها به ما نزدیک نمی‌شوند، اما در طول سال، موقعیت ظاهری برخی از آنها در آسمان به خورشید نزدیک‌ و نزدیک‌تر می‌شود. در اینصورت، با در اختیار داشتن نحوه تحول ناهمگنی‌های باد خورشیدی به تبع افزایش فاصله‌شان از خورشید، می‌توان ابعاد ظاهری کوازارها را در رأس لحظه توقف سوسو زدن‌شان در نزدیکی خورشید، به دست آورد. سپس با محاسبه ابعاد واقعی ناهمگنی‌های واقع در آن فاصله از خورشید (که به یمن اطلاع از فاصله دقیق خورشید تا زمین، و همچنین تعیین جدایی زاویه‌ای موقعیت ظاهری این ناهمگنی‌ها و موقعیت ظاهری خورشید در آسمان امکان‌پذیر خواهد بود)، می‌توان به ابعاد ظاهری کوازارها پی برد. و از آنجاکه فاصله این اجرام از ما عملاً معلوم است، می‌توان به برآوردی قابل قبول از ابعاد واقعی‌شان رسید.

طرح هیوویش، ساخت یک تلسکوپ «سریع» رادیویی با قابلیت ثبت و پیگیری نوسان نور کوازارها در طول سال بود، و این مهمْ توان تفکیکی بالا را می‌طلبید، که خود مستلزم یک زمین گسترده برای توزیع آنتن‌های لاجرم متعدد تلسکوپ بود. به هر تقدیر، طرح ساخت چنین تلسکوپ جاه‌طلبانه‌ای (موسوم به «آرایه سوسوزنی بین‌سیاره‌ای»، IPA) با جلب بودجه‌ای پانزده‌هزار پوندی از جانب آزمایشگاه کاوندیش دانشگاه کیمبریج، در تابستان ۱۹۶۵ کلید خورد؛ رادیوتلسکوپی ثابت به ابعاد ۵۷ زمین تنیس، در دشت‌های لردرز بریج کیمبریج.

اگرچه ایده‌پردازی و طراحی تلسکوپ IPA را هیوویش به ثمر رساند، اما اجرا و راه‌اندازی طرح بر عهده دانشجویان مقطع دکتری او، از جمله جوسلین بِل، دانشجوی ایرلندی بود.

دو سال از دوره سه‌ساله پژوهشیاری بل در دانشگاه کیمبریج، به ساخت و تنظیم این سازه غول‌آسا، متشکل از دوهزار تیرک فلزی و بالغ بر دویست کیلومتر سیم مسی گذشت؛ تلسکوپی که قابلیت تشخیص افت و خیز سیگنال‌های رادیویی با دوره تناوب حداقل یک‌دهم ثانیه را داشت. همین ویژگی ِ بی‌سابقه، هیوویش را به این تصمیم واداشت تا تجزیه و تحلیل خروجی داده‌های تلسکوپ، دست‌کم تا زمان آشنایی کامل پرسنل با عملکرد گیرنده‌ها، به طریق دستی انجام بپذیرد؛ و این مهم نیز به عهده بل گذاشته شد. از این رو بل موظف بود تا روزانه به بررسی بالغ بر سی متر کاغذ محتوی داده‌های خام این تلسکوپ بپردازد.

جوسلین بل، در کنار رادیوتلسکوپ IPA

۱.۲ اوت ۱۹۶۷؛ علفزارهای لُردز بریج

شش هفته پس از آغازبه‌کار تلسکوپ، در ششم اوت ۱۹۶۷، بل به وجود سیگنال رادیویی پرقدرتی پی برد که در بخش داده‌های مربوط به رصدهای نیمه‌شب تلسکوپ ظاهر شده بود؛ سیگنالی که به دشواری می‌شد آن را به سوسو زدن یک کوازار نسبت داد، چراکه سوسو زدن یک کوازار تنها در طول روز و در فواصل نزدیک به خورشید رخ می‌دهد. در واقع از آنجاکه روشن و خاموش کردن هرروزه چنین تلسکوپ غول‌آسایی به صرفه نبود، این تلسکوپ در طول شب نیز به نقشه‌برداری از آسمان مشغول بود.

از طرفی، آن سیگنال مرموز را نمی‌شد به منابع زمینی از جمله پارازیت‌های پیرامون تلسکوپ نیز نسبت داد، چراکه بررسی‌های بل بر روی موارد پیشین ِ ثبت این سیگنالِ تکرارشونده، حاکی از آن بود که سیگنال مربوطه هر شب حدود چهار دقیقه زودتر ظاهر می‌شود. این ویژگی اجرامی است که در آسمان واقع شده‌اند.

هیوویش با اطلاع از این نکته، کنجکاو شد تا از آن سیگنال به عنوان منبعی برای برآورد توان تفکیک تلسکوپ استفاده کند؛ چراکه گمان می‌رفت سوسو زدن یک منبع آسمانی در چنین فاصله‌ای از خورشید نمی‌تواند از انکسار نور آن در باد خورشیدی نشأت بگیرد، و چه بسا پای ناهمگنی‌های بسیار کوچک لایه «یونوسفر» جو زمین در میان باشد. در اینصورت، منبع مربوطه می‌بایست از آن ناهمگنی‌های ناچیز نیز کوچک‌تر می‌بود، و این فرصتی را در اختیار هیوویش می‌گذاشت تا با بررسی بهتر سیگنال، برآوردی از توان تفکیک تلسکوپ به دست آورد.

موقعیت سیگنال مرموز در خروجی داده‌های رادیوتلسکوپ IPA (مشخص‌شده با عبارت CP ۱۹۱۹)

لذا تصمیم بر این شد تا دوره تناوب چشمک سیگنال مربوطه به دقت مشخص شود. بررسی‌ها معلوم کرد که این دوره تناوب معادل ۱.۳ ثانیه است، و به علاوه از منبعی فوق‌العاده باثبات نشأت می‌گیرد. ویژگی دوم نشان می‌داد که سیگنال را نمی‌توان اساساً به پدیده سوسوزدگی رادیویی یا انفجارهای متلاطم سطح یک ستاره نسبت داد، چراکه هر دوی این پدیده‌ها ماهیتی بی‌ثبات و نامنظم دارند. از طرفی، ویژگی اول سیگنال مربوطه نیز مشخص می‌ساخت که منبع آن نمی‌تواند یک ستاره باشد، چراکه اگر فرض کنیم نور کل ستاره دچار نوسان می‌شود، در اینصورت دوره تناوب این نوسان نمی‌تواند از مدت‌زمانی که طول می‌کشد تا نور مسافت بین دورترین نقاط سطح ستاره را طی کند، بیشتر باشد. به عبارت دیگر، ابعاد منبعی با دوره تناوب ۱.۳ ثانیه، نمی‌تواند از مسافتی که نور در ۱.۳ ثانیه می‌پیماید (یعنی حدود ۴۰۰ هزار کیلومتر) بیشتر باشد، و چنین ستاره کوچکی انرژی کافی برای گسیل این سیگنال‌های قوی و منظم، آن‌هم از تمام سطح خود را نخواهد داشت.

با این وجود، درخواست رصد این منبع توسط تلسکوپی در مجاورت تلسکوپ تیم هیوویش، که در فرکانسی متفاوت عمل می‌کرد نیز نتیجه داد، و همین انطباق مشاهدات، از احتمال پارازیت بودن آن سیگنال کاست. بدین‌وسیله احتمالاتْ رفته‌رفته سمت و سویی متفاوت به خود گرفت: احتمال پیامی از جانب هوشمندان فرازمینی. هیوویش مصمم شد تا این احتمالِ ولو عجیب را نیز به محک آزمون بسپرد. تا مهیا شدن شرایط این آزمون، جرم مربوطه موقتاً LGM-۱ نام‌گذاری شد، مخفف «آدم‌کوچولوهای سبز -۱».

چنانچه حقیقتاً این سیگنالْ پیامی از جانب فرازمینیان می‌بود، می‌بایست از سیاره‌ای در مدار یک ستاره نشأت گرفته باشد. در اینصورت، می‌بایست به مجرد حرکت سیاره در مدار خود، سیگنال‌ها با گذشت زمان، نسبت به یک مرجع ثابت زمان‌سنجیْ اندکی با تأخیر یا تعجیل دریافت شوند. هیوویش با استفاده از ابزاری که فواصل دقیق و ثابت زمانی را با آهنگی همسنگ نوسانات سیگنال شمارش می‌کرد، و سپس مرجع قرار دادن این آهنگ ثابت، نشان داد که سیگنال‌ها با دقتی در مرتبه یک‌میلیونیم ثانیه، هیچ تأخیر یا تعجیلی را نسبت به این مرجع نشان نمی‌دهند؛ و لذا چنانچه واقعاً از یک سیاره گسیل شوند، آن سیاره بایستی آنقدر از ستاره‌اش دور باشد که اساساً پیدایش و تداوم حیات در آن بعید می‌نماید.

دیری نگذشت که بل به نشانه‌های یک سیگنال مشابه در سمتی دیگر از آسمان پی برد. بدین‌وسیله احتمال هوشمند بودن سیگنال اول نیز رنگ باخت؛ چراکه گسیل همزمان دو سیگنال هوشمند از دو سمت آسمان فوق‌العاده نامحتمل است.

در همین اثناء، جان پیلکینگتون، از دیگر اخترشناسان رادیویی دانشگاه کیمبریج به شیوه‌ای هوشمندانه موفق به برآورد فاصله تا منبع سیگنال اول شد: زمانی که امواج رادیویی از درون یک محیط باردار می‌گذرند، واکنش‌های الکترومغناطیسی بین فوتون‌های نور و ذرات باردار، باعث ایجاد تأخیری در پراکندگی نور خواهد شد، که میزان این تأخیر با فرکانس نور و جرم ذرات باردار نسبت عکس دارد. از آنجاکه سیگنال دریافتی را می‌شد در فرکانس‌هایی متفاوت رصد کرد و تأخیر مربوطه در الگوی نوسان آن را در فرکانس‌های مختلف به ثبت رساند، می‌شد به برآوردی از جرم ماده باردار موجود در حدفاصل ما و منبع رسید. و از آنجاکه عمده این ماده باردار از الکترون‌های آزاد تشکیل شده است، می‌شد با در اختیار داشتن برآوردی از چگالی الکترون آزاد کهکشان، به حجم فضای مابین ما و آن منبع – یا به عبارت دیگر، فاصله آن – پی برد.

معلوم شد که فاصله منبع از ما، ۲۰۰ سال نوری است؛ فاصله‌ای که آن را در محدوده مرزهای کهکشان ما جا می‌داد، و بدین‌وسیله حسابش را به کلی از اجرام مرموزی همچون کوازارها (که میلیاردها سال نوری از ما فاصله دارند) جدا می‌کرد. می‌بایستی این پدیده‌ی درخشان، دوردست، و در عین حال متعلق به کهکشان ما، ارتباطی به ستارگان داشته باشد. از همین رو هیوویش کوشید تا در کتابخانه دپارتمان اخترفیزیک ستاره‌ای دانشگاه کیمبریج پی نامزدی برای این سیگنال‌های عجیب بگردد.

آنتونی هیوویش در محوطه رصدخانه رادیویی مولارد (مربوط به سال ۲۰۰۸)

جستجوهای هیوویش عاقبت نتیجه داد و او به یاری جان بالدوین، از اخترشناسان آزمایشگاه کاوندیش دریافت که برای آنکه نور ستاره‌ای با دوره تناوب ۱ ثانیه نوسان کند، می‌بایست چگالی‌ای در حدود ۱۰ میلیارد کیلوگرم بر سانتیمتر مکعب داشته باشد. تحت چنین شرایطی، نیروی گرانش بر نه فقط پیوندهای اتمی بین مواد تشکیل دهنده ستاره، بلکه بر دافعه الکترون‌ها و حتی فضای بین الکترون‌ها و هسته اتم غلبه خواهد کرد و کل ساختار هسته ستاره به ماحصل واکنش الکترون و پروتون، یعنی نوترون فروفشرده خواهد شد. این پیش‌بینی را ۳۴ سال پیش از آن، اخترشناس سوئیسی فریتس تسوئیکی، و اخترشناس آلمانی والتر باده، طی مقاله مشترکی صورت داده، و از جرم حاصله تحت عنوان «ستاره‌های نوترونی» یاد کرده بودند.

با در اختیار داشتن این حجم نسبتاً کافی از شواهد تجربی، تصمیم تیم هیوویش بر آن شد تا گزارش رسمی کشفیات ماه‌های اخیر را طی مقاله‌ای مدون ساخته و برای نشریه علمی نیچر ارسال کنند. همچنین چهار روز پیش از انتشار مقاله، هیوویش با تدارک سمیناری در آزمایشگاه کاوندیش، خبر این کشفیات را رسماً علنی ساخت. در آن سمینار، اخترشناس سرشناس بریتانیایی فرِد هویل، بدون اطلاع از فحوای مقاله هیوویش و همکارانش، فرضیه ستاره نوترونی را محتمل‌ترین گزینه برای تبیین این مشاهدات عنوان کرد.

اما محکم‌ترین شاهدْ هنگامی حاصل شد که کمتر از یک سال پس از اعلام کشف این «تپ‌اختر»ها، کاشف به عمل آمد که ستاره مرموز واقع در قلب سحابی خرچنگ (بازمانده‌ای از یک انفجار ستاره‌ای در سال ۱۰۵۴ میلادی) نیز یک تپ‌اختر است. کمتر از شش سال بعد، بخشی از جایزه نوبل فیزیک ۱۹۷۴ به آنتونی هیوویش رسید.

«تپش» تپ‌اختر خرچنگ، واقع در قلب سحابی‌ای به همین نام، از دید تلسکوپ فضایی پرتو ایکس اینشتین. این سحابی در سال ۱۰۵۴ میلادی بر اثر مرگ یک ستاره سنگین‌وزن پدید آمد، و تپ‌اختر فوق نیز حاصل فروفشردگی هسته ستاره به شکل یک ستاره نوترونی است. آهنگ تپش این تپ‌اختر، ۳۰ بار بر ثانیه است.

۲ – پنجاه سال بعد: جهانی متلاطم به روایت فانوس‌های کیهانی

کمتر از سه ماه پس از انتشار مقاله هیوویش و همکارانش، اخترشناس آمریکایی توماس گولد، فرضیه‌ای را مطرح ساخت که همچنان در تبیین رفتار تپ‌اخترها به آن استناد می‌شود. مطابق این فرضیه، که به «فرضیه فانوس دریایی» مشهور است، تپ‌اخترها ستارگانی نوترونی‌ با حرکت چرخشی بسیار سریع و میدان‌های مغناطیسی بسیار قوی هستند.

دلیل این چرخش سریع به یک اصل فیزیکی تحت عنوان «اصل پایستگی تکانه زاویه‌ای» مربوط می‌شود، که در حرکت اسکیت‌بازها مشهود است: اسکیت‌باز از طریق باز و بسته کردن دستان خود، سرعت چرخش‌اش را تنظیم می‌کند؛ به‌طوریکه هرچه تراکم جرم او به محور چرخش‌اش نزدیک‌تر باشد، سرعت چرخش او رو به افزایش خواهد گذاشت.

در هنگامه مرگ ستارگانِ نسبتاً سنگین‌وزن (با جرمی در حدود ۵ تا ۱۰ برابر جرم خورشید) نیز، بخش اعظم جرم هسته در فضایی نسبتاً کوچک (به قطر نهایتاً ۲۰ کیلومتر) فروفشرده می‌شود؛ و این بر سرعت چرخش جرم حاصله (یعنی ستاره نوترونی) به شدت خواهد افزود. این چرخش افزوده، بر قدرت میدان مغناطیسی ستاره نیز می‌افزاید.

حال، چنانچه ماده بارداری در میدان مغناطیسی ستاره نوترونی شتاب بگیرد، این شتاب چنان بالا خواهد بود که ذره مربوطه شروع به گسیل تابشی موسوم به «تابش سنکروترونی» خواهد کرد. راستای گسیل این تابش در امتداد قطبین مغناطیسی ستاره قرار دارد. اما از آنجاکه محور چرخش یک ستاره نوترونی لزوماً با قطبین مغناطیسی‌اش انطباق ندارد، نتیجه این خواهد شد که تابش سنکروترونی گسیل‌شده از ستاره نوترونی، به مانند نور یک فانوس دریایی در آسمان منتشر می‌شود. حال، چنانچه زمین تصادفاً در راستای انتشار این تابش چرخان و متمرکز قرار گیرد، ما نور یکنواخت قطبین ستاره را به شکل سوسوهایی منظم با دوره تناوب چرخش ستاره دریافت خواهیم کرد (جهت تجسم بهتر این موقعیت، نگاه کنید به این ویدئو).

طرحی خیالی از یک تپ‌اختر بر مبنای مدل فانوس دریایی. در این طرح، خطوط میدان مغناطیسی تپ‌اختر به رنگ آبی، و راستای تابش امواج سنکروترونی با رنگ صورتی مشخص شده‌اند.

ستارگان نوترونی واپسین حالت پایدار ماده تا پیش از تبدیل آن به سیاهچاله به شمار می‌روند؛ و از این رو کشف این ستارگان، باور به وجود سیاهچاله‌ها را – که تا به آن مقطع صرفاً اجرامی فرضی در چارچوب نظریه نسبیت عام قلمداد می‌شدند – قوتی دوباره بخشید.

امروزه ساختار ستارگان نوترونی و رفتار ماده در آنها همچنان محل بحث و بررسی است، اما سوای از ویژگی‌های ذاتی این اجرام، کشف نوع خاصی از آنها موسوم به «تپ‌اخترهای میلی‌ثانیه‌ای» در اوایل دهه ۱۹۸۰، امکان‌های تازه‌ای را پیش روی اخترشناسان برای کسب اطلاع از محیط پیرامون این اجرام شگفت‌انگیز فراهم کرد.

تفاوت تپ‌اخترهای میلی‌ثانیه‌ای با تپ‌اخترهای معمولی در سرعت بالاتر چرخش آن‌هاست، که تا صدها بار بر ثانیه می‌رسد. این سرعت بالا، در کنار ثبات آهنگ چرخش این اجرام، از آنها زمان‌سنج‌هایی کیهانی با دقتی در مرتبه بهترین ساعت‌های اتمی دست‌ساخت بشر می‌سازد (در واقع تنها پس از سال ۱۹۹۷ بود که ساعت‌هایی دقیق‌تر از سریع‌ترین تپ‌اخترهای میلی‌ثانیه‌ای ساخته شدند). لذا می‌شد با مرجع قرار دادن ساعت‌های اتمی، به بروز کوچک‌ترین جابجایی‌ای در مکان این تپ‌اخترها پی برد، چراکه با تغییر فاصله تپ‌اختر از ما، نور آن با اندکی تأخیر یا تعجیل به زمین می‌رسد.

اولین دستاورد این امکانِ بی‌بدیل، کشف نخستین سیارات فراخورشیدی در اطراف یک تپ‌اختر میلی‌ثانیه‌ای بود. از آنجاکه گردش هر جرمی به گرد یک جرم دیگر، موجب جابجایی‌ای هرچقدر اندک در مکان جرم دوم نیز خواهد شد، کشف الگویی منظم در آهنگ تأخیر و تعجیل نوسان‌های یک تپ‌اختر میلی‌ثانیه‌ای نسبت به یک مرجع ثابت زمان‌سنجی نشان داد که جرمی در مدار این تپ‌اختر در چرخش است. اما شبیه‌سازی‌های دقیق‌تر، رفته‌رفته تعداد این «سیارات» را به سه عدد رساند. لذا پیش از آنکه سیارات فراخورشیدی در اطراف ستارگانی همچون خورشید یافت شوند، این تپ‌اخترها بودند که با وجود تعداد بسیار اندک‌شان در مقایسه با ستارگان، شواهدی از وجود سیارات فراخورشیدی را در اختیار اخترشناسان قرار دادند.

الگوی میزان تأخیر و تعجیل در تپش‌های دریافتی از یک تپ‌اختر میلی‌ثانیه‌ای (نقاط سیاه‌رنگ)، و منحنی شبیه‌سازی تأثیر دو سیاره بر جابجایی مکان تپ‌اختر. انطباق مشاهدات و شبیه‌سازی، حکایت از وجود دو سیاره در مجاورت این تپ‌اختر دارد. با ارتقای دقت مشاهدات در طی سالیان بعد، اخترشناسان به وجود سیاره سومی نیز در این منظومه پی بردند.

تاکنون وجود چهار سیاره تپ‌اختری و یک قرص پیش‌سیاره‌ای در اطراف یک تپ‌اختر میلی‌ثانیه‌ای دیگر محرز شده است. وجود این قرصْ حاکی از آن است که اکثر سیاراتِ تپ‌اختری، «پس» از مرگ ستاره مادر و از بقایای گاز آن در اطراف تپ‌اختر ِ حاصله ایجاد شده‌اند؛ و با وجود آنکه بعضاً جرمی نزدیک به زمین دارند، اما تحت هیچ شرایطی قابلیت میزبانی از آن گونه حیاتی را ما که بر روی زمین می‌شناسیم، نخواهند داشت. حتی یکی از این سیارات، جرمی معادل ماه دارد، و همچنان رکورد کوچک‌ترین سیاره فراخورشیدی یافت‌شده تا به امروز را در اختیار دارد. در واقع فناوری‌های تشخیصی امروز، هنوز امکان کشف سیاراتی در این حد و ابعاد را جز از طریق روش زمان‌سنجی تپ‌اختری به ما نمی‌دهند (جهت آشنایی با روند کشف سیارات فراخورشیدی و تأثیرپذیری این روند از دقت ابزارآلات مشاهداتی در طول زمان، نگاه کنید به مقاله زمینی در همسایگی؟ راهنمای مختصر سیاره «پروکسیما-b»).

دیگر دستاورد بزرگی که در نتیجه بررسی حرکت تپ‌اخترهای میلی‌ثانیه‌ای حاصل شد، اثبات غیرمستقیم یکی از مهم‌ترین پیش‌بینی‌های نظریه نسبیت عام اینشتین بود. مطابق پیش‌بینی این نظریه، چنانچه دو جسم ِ بسیار پرجرم در مداری به گرد یکدیگر در حال چرخش باشند، بخشی از انرژی پتانسیل گرانشی خود را به شکل «امواج گرانشی» به فضا پخش می‌کنند.

در سال ۱۹۷۴، دو اخترشناس آمریکایی از دانشگاه ماساچوست در اَمهرست به نام‌های راسل هولس و جوزف تیلور، موفق به کشف نخستین منظومه متشکل از دو ستاره نوترونی شدند، که یکی از آن‌ها یک تپ‌اختر میلی‌ثانیه‌ای بود. هولس و تیلور پی بردند که الگوی تأخیر و تعجیل نوسان نور این تپ‌اختر، حداکثر ۳ ثانیه اختلاف را به نمایش می‌گذارد؛ و این بدین‌معنا بود که قطر مدار تپ‌اختر حداکثر ۳ ثانیه نوری (معادل تقریباً ۱ میلیون کیلومتر) است.

چنانچه دو جرم حین چرخش خود به گرد یکدیگر بخشی از انرژی پتانسیل گرانشی‌شان را به شکل امواج گرانشی به فضا منتشر کنند، می‌بایست قطر مدار تپ‌اختر به ازای هر بار چرخش آن، با آهنگ ثابتی کوچک‌تر شود. محاسبات هولس و تیلور در طی مدت سی سال حاکی از آن بود که مدار تپ‌اختر، با هربار چرخش آن، به میزان ۳.۱ میلیمتر کاهش می‌یابد؛ عددی که با پیش‌بینی‌های نسبیت عام کاملاً همخوانی داشت. به پاس همین اثبات، هولس و تیلور جایزه نوبل فیزیک ۱۹۹۵ را به خود اختصاص دادند (جهت مطالعه جزئیات ایده‌پردازی، اثبات غیرمستقیم، و همچنین اثبات مستقیم وجود امواج گرانشی، مراجعه کنید به مقاله کشف امواج گرانشی: پژواک واقعیتی از جنس دیگر).

روند کاهش بسیار اندک قطر مدار تپ‌اختر هولس-تیلور در طول سی سال (نقاط سیاه‌رنگ)، و پیش‌بینی نسبیت عام (منحنی سیاه‌رنگ). انطباق مشاهدات و پیش‌بینی در این نمودار به وضوح آشکار است.

دقت و پایداری نوسان تپ‌اخترها در طول هزاران سال، حتی امکان طراحی یک سیستم موقعیت‌یاب فضایی را نیز برای فضاپیماهای بین‌سیاره‌ای در آینده فراهم کرده است. اعزام «کاوشگر ساختار داخلی ستاره‌های نوترونی» (NICER) به ایستگاه فضایی بین‌المللی در ابتدای تابستان امسال، فرصتی را فراهم ساخت تا نمونه‌ای اولیه از این سامانه در فضا به محک آزمون سپرده شود. این نمونه اولیه، با عنوان «کاوشگر فناوری زمان‌سنجی و ناوبری پرتو ایکس، مستقر بر ایستگاه [فضایی]» یا اختصاراً SEXTANT، از داده‌های دریافتی توسط NICER از تپ‌اخترها، به منظور مکان‌یابی دقیق خود در اطراف زمین استفاده خواهد کرد. از آنجاکه تپ‌اخترها را در پرتوهای ایکس نیز می‌توان مشاهده کرد، استفاده از گیرنده‌های نسبتاً کوچک پرتو ایکس به جای گیرنده‌های حجیم امواج رادیویی در چنین مأموریت‌های فضایی‌ای به‌صرفه‌تر خواهد بود.

NICER اولین کاوشگری است که با گذشت نیم‌قرن از کشف ستاره‌های نوترونی، اختصاصاً به بررسی این اجرام خواهد پرداخت. وظیفه NICER بررسی پرتوهای ایکس دریافتی از تپ‌اخترها، و سپس تعیین قطر و حتی‌المقدور جرم این اجرام مرموز است تا بدین‌وسیله شبیه‌سازی‌ها امکان درکی بهتر از ساختار درونی ستارگان نوترونی را در اختیارمان بگذارند.

ورودی گیرنده‌های پرتو ایکس ِ مستقر بر کاوشگر NICER، پیش از اعزام به ایستگاه فضایی بین‌المللی، در پایگاه فضایی گادرد ناسا

هرچند که ایده موقعیت‌یابی فضاپیماها بر مبنای نور تپ‌اخترها همچنان در مراحل اولیه اجراء به سر می‌برد، اما از مدت‌ها پیش همین ایده به عنوان بهترین گزینه برای ارسال «آدرس» زمین به دیگر ساکنان احتمالی کهکشان ما انتخاب شده بود. در لوحی که بر بدنه چهار فضاپیمای بین‌سیاره‌ای بشر که روزگاری گذارشان به سایر ستارگان و چه بسا هوشمندان احتمالی فرازمینی خواهد افتاد (یعنی فضاپیماهای پایونیر ۱۰ و ۱۱، و همچنین ویجر ۱ و ۲)، از موقعیت چهارده تپ‌اختر نسبت به زمین برای ترسیم جایگاه سیاره ما در پهنه کهکشان استفاده شده است. اگرچه تپ‌اخترها را تنها از زوایای خاصی در کهکشان می‌توان مشاهده کرد (و لذا از هر جای کهکشان، تعدادی از آنها قابل مشاهده‌اند)، اما تشخیص جایگاه تنها سه مورد از این چهارده تپ‌اختر کافی است تا موجودی به هوشمندی انسان، به شرط درک زبان این خطوط بصری، بتواند به موقعیت سه‌بعدی زمین در پهنه کهکشان پی ببرد.

لوح پایونیر، محتوی پیام‌هایی تصویری شامل آناتومی بدن مرد و زن در کنار مقیاسی از ابعاد فضاپیمای پایونیر، چیدمان سیارات منظومه شمسی، و جایگاه زمین در پهنه کهکشان. چهارده خط متحد‌المرکز سمت سمت چپ تصویر، فاصله و موقعیت زمین را نسبت به چهارده تپ‌اختر همجوار، در دستگاه اعداد دودویی (بر حسب صفر و یک) ترسیم کرده‌اند.

پنجاه سال پس از کشف تپ‌اخترها، همچنان نه فقط نمی‌توان راهی را جز از طریق سوسوی همین فانوس‌های کیهانی به جهان زیرین متصور بود، بلکه به نظر می‌رسد که تنها از همین طریق نیز می‌توان آدرسی قابل اعتماد از زمین را به امید یافتن یک همتای کیهانی، در اقیانوس تاریک فضا رها کرد.

 

 

Share